High-Energy Cosmic Rays from Galactic and Extragalactic Gamma-Ray Bursts
概述了一个银河系和河外伽马射线暴（GRB）高能（> 10 ^14 eV）宇宙射线（HECR）模型。假设伽玛暴中的相对论外流注入的CR质子和离子的能量最高（>10^20 eV），呈幂律分布。一个扩散传播模型HECR从一个单一的最近的伽玛射线暴在1千秒差距从地球解释了CR光谱附近和膝盖以上。在10^18 eV以上的CR谱与河外伽玛暴的一个分量相吻合。通过规范化的能量注入率所需的产生CR流量从河外源在当地观察到的，我们确定了一个典型的GRB的能量必须释放的非热强子的形式。我们对HECR谱的解释要求伽玛暴是强子占优的，这将通过从伽玛暴中探测到HE中微子得到证实。
2003-12-08 astro-ph
High Energy Cosmic Rays from Local GRBs
我们已经建立了一个模型，解释宇宙射线的能量E之间的\~0.3 PeV和能量的第二膝在E_2 ~ 3*10^{17} eV起源于最近的银河系伽马射线暴（GRB），发生在约100万年前，在1千秒差距从地球。假设伽玛暴的相对论激波注入最高能量的幂律分布的宇宙射线（CR）。来自局部伽玛暴的CR的扩散传播解释了在E_1 ~ 3*10^{15} eV的第一膝附近和之上的CR谱。第一个和第二个膝盖被解释为直接连接到星际介质中的等离子体湍流的注射在~1 pc和~100 pc的规模，分别。在E > E_2时，河外伽玛暴向CR的跃迁发生。CR光谱中E ~ 4*10^{18} eV处的踝状物起源于宇宙学时间尺度上UHECR的大气能量损失，这也是Berezinsky和合作者提出的。在E> E_{GZK} = 6*10^{19} eV时，任何偏离指数截止行为的极高能量CR的显著过剩通量，都意味着在时间尺度t <10 ^8年的时间尺度上，来自本地河外源的~10 Mpc的近期伽玛射线暴活动的重大贡献。
2005-08-23 astro-ph
Cosmic-ray knee and diffuse gamma, e+ and pbar fluxes from collisions of cosmic rays with dark matter
在具有额外维度的模型中，引力的基本尺度M_D可以是TeV量级。在这种情况下，能量为E的宇宙质子与暗物质粒子χ之间的相互作用截面将随着质心能量\sqrt{2m_χE}高于M_D的能量E而快速增长，当能量E \approx为10^9 GeV时，它可能达到1 mbarn。我们表明，这些引力介导的过程会打破质子，并产生粒子/反粒子的扩散通量，同时用初始质子能量的一小部分提高χ。我们发现，预期的横截面和暗物质密度是不足以产生一个可观察到的不对称性的最具活力的（河外）宇宙射线的流量。然而，我们建议，未抑制的TeV相互作用可能是在银河系宇宙射线的光谱中观察到的膝盖的起源。膝关节将出现在暗物质粒子与被\muG磁场捕获在星系中的宇宙质子相互作用的能量阈值处，这意味着次级反粒子和TeV伽马射线的明确通量。
2008-11-11 astro-ph hep-ph
Transition from galactic to extragalactic cosmic rays
讨论了从银河到河外宇宙射线的跃迁。银河系宇宙射线标准模型给出了铁核跃迁的一个临界指示，根据该模型，铁核的最大加速能为$E_{\rm Fe}^{\rm max} \approx 1\times 10^{17}$ eV量级。在$E > E_{\rm Fe}^{\rm max}$处，光谱被预测为非常陡峭，因此标准模型倾向于在能量不比$E_{\rm Fe}^{\rm max}$高得多的情况下发生跃迁。就观测而言，有两个跃迁的特征：能谱的变化和伸长率（大气中簇射极大值的深度$X_{\rm max}$作为能量的函数）。讨论了三种过渡模型：基于dip的模型、混合成分模型和踝模型。在后一种模型中的过渡发生在观察到的光谱特征，脚踝，它开始在$E_a \approx 1\times 10^{19}$电子伏特，其特征是质量组成的变化，从银河系铁河外质子。在倾角模型的过渡发生在能量$(4 -8)\times 10^{17}$ eV观察到的第二个膝关节，其特征在于从银河系铁到河外质子的质量组成的变化。混合成分模型描述了$E \sim 3\times 10^{18}$ eV处的跃迁，质量成分从银河铁转变为不同核的河外混合成分。这些模型都面临着观测数据的光谱和伸长率从不同的实验，包括俄歇。
2007-10-20 astro-ph
Recent Results from Kascade-Grande
KASCADE-Grande是一个新的广泛的空气簇射实验，位于卡尔斯鲁厄研究中心的KASCADE现场。多探测器系统可以在10^{14}-10 ^{18} eV的能量范围内以前所未有的预见性研究宇宙射线的能谱、成分和各向异性。除了研究E ~ 3 * 10^{15} eV处膝关节的起源外，主要目标是验证E ~ 10^{17} eV处第二膝关节的存在，并测量预期的银河-河外宇宙射线过渡区的成分。将在详细的蒙特卡罗模拟和第一数据的基础上讨论设备和簇射重建方法的性能。第一个结果的基础上略多于一年的数据采集。
2006-08-16 astro-ph
A dip in the UHECR spectrum and the transition from galactic to extragalactic cosmic rays
这种下降是由宇宙微波背景辐射产生的电子-正电子对引起的超高能质子扩散谱的一个特征。对于幂律产生谱$E^{-2.7}$，通过Akeno-AGASA、HiRes、Yakutsk和Fly's Eye探测器观察到的谱，以高精度确认了计算出的倾角位置和形状。当这些探测器测量的粒子能量通过倾角校准时，它们的通量以惊人的精度一致。预测的倾斜形状是相当稳健的。只有当注入时比质子重的原子核的分数高时，倾角才被强烈修改，这对UHECR源中的加速机制施加了一些限制。由观测证实的下沉的存在意味着从银河系到河外宇宙射线的跃迁发生在$E \lsim 1\times 10^{18}$ eV处。我们表明，在能量低于一个特征值$E_{\rm cr}\approx 1\times 10^{18}$ eV，在所有感兴趣的情况下，河外宇宙射线的光谱是陡峭的，它提供了一个自然过渡到一个陡峭的银河宇宙射线光谱。这种转变发生在低于$E_{\rm cr}$的某个能量处，对应于所谓的第二膝的位置。我们广泛地讨论了这个模型的限制，由目前的知识的加速过程和来源的UHECR，并将其与传统的过渡模型在脚踝。
2006-10-18 astro-ph
Astrophysics Motivation behind the Pierre Auger Southern Observatory Enhancements
皮埃尔·俄歇合作组织打算将其在阿根廷的南方观测站的能量范围从0.1 EeV扩大到3 EeV，以获得高质量的数据。在随附的论文中描述的扩展，包括三个额外的荧光望远镜，具有更高的视场（HEAT）和嵌套的表面阵列，分别具有750和433米的间距和额外的μ子探测能力（AMIGA）。探测器的增强将允许使用相同的技术测量宇宙射线，从第二膝以下到所观察到的最高能量。通过第二个膝盖和脚踝的光谱的演变，以及相应的预测的组成变化，是至关重要的理解结束银河系的限制和传播的影响，对较低的能量部分的河外通量。后者与源的宇宙学分布和注入光谱的组成密切相关。我们讨论了这些增强背后的科学动机，以及合并热和AMIGA信息的淋浴模拟和重建技术的评估的影响。
2007-09-06 astro-ph
Propagation and Chemical Composition of Ultra High Energy Cosmic Rays
具有$E^{-2.7}$型注入谱的河外宇宙射线质子在地球上的谱由于贝特-海特勒对产生而相对于宇宙微波背景的光子而具有下降。在$10^{18} - 4\times 10^{19}$ eV的能量区域中产生凹陷，其位置和形状以高精度再现实验观察到的光谱。对观测数据的这种解释预测了一个能量标度的存在，该能量标度发出了从银河系到河外宇宙射线可能过渡的信号。事实上，在能量低于特征值$E_c\approx 1\times 10^{18}$ eV（由电子对产生的能量损失率和绝热损失率相等决定）时，宇宙射线的光谱在所有感兴趣的情况下都是发散的。在这个模型中，从银河宇宙射线到河外宇宙射线的跃迁发生在低于$E_c$的某个能量，对应于所谓的第二膝的位置。对观测数据的另一种可行的解释是基于一种完全不同的方法，假设质子和原子核的混合成分的能量为$E\ge 10^{19}$ eV。这种情况意味着从银河系到河外宇宙射线在脚踝能量（$\sim 10^{19}$ eV）的过渡。在本论文中，我们将审查的主要特点的倾角模型比较它与过渡的模型在脚踝。
2007-01-22 astro-ph
Magnetized Sources of Ultra-high Energy Nuclei and Extragalactic Origin of the Ankle
最近有人提出，超高能宇宙射线可能起源于银河系外，直到“第二膝”，约为4 × 10 ^{17}eV。在这种情况下，在~ 5 × 10 ^{18}eV处的“踝”或“下沉”可能是由于在宇宙微波背景上的河外质子对的产生，这需要大约E^{-2.6}的注入光谱。已经指出，对于混合成分的原子核的注入，需要更硬的注入谱E^{-2.2}来拟合最高能量的谱，在这种情况下，需要银河分量来拟合踝以下的谱，除非质子分数大于85%。在这里，我们进行数值模拟，并发现，充分磁化的源，观察到的光谱高于10^{19}eV的方法再次纯质子注入的情况下，由于增加的路径长度和更有效的光衰变的源周围的核。这减少了给定能量下的二次通量，因此需要注入光谱~E^{-2.6}，与纯质子注入一样陡峭。此外，踝关节可能再次充分占主导地位的质子被解释为对生产下降。
2005-07-28 astro-ph hep-ph
Theoretical Models for Producing Circularly Polarized Radiation in Extragalactic Radio Sources
本文讨论了致密射电源中圆极化的产生，既有本征机制，也有法拉第转换。我们特别关注磁场结构，考虑部分有序场和莱恩片，并区分均匀场和单向场。(The后者可以通过通量守恒参数来约束。在大多数情况下，法拉第转换是更重要的机制。斯托克斯U的转换操作tes，它可以由内部法拉第旋转，或由磁场波动，因此可以产生圆极化，即使在一个纯对等离子体。我们还表明，非均匀喷流中的圆极化谱可能与均匀源中的圆极化谱有很大不同，是平坦的甚至是倒置的。
2003-05-08 astro-ph
Cosmic Rays IV. The spectrum and chemical composition above $10^4$ GeV
利用在早期论文中提出的宇宙射线起源于三个不同的主要地点的概念，a）正常的超新星爆炸到星际介质中，b）超新星爆炸到恒星风中，和c）强大的射电星系，我们证明在本文中的光谱和化学丰度以上$10^4$ GeV可以很好地理解。使用现有的数据上的化学成分的宇宙射线附近的TeV能量作为一个约束，我们调整模型的参数，以适应簇射大小的数据从Akeno实验，这是必要的，因为推导的所有粒子光谱涉及到一个假设的化学成分的宇宙射线，所以我们必须先适合簇射大小的数据，然后推导出所有粒子的光谱。我们提出了一个成功的适合淋浴大小的数据，使我们能够得出三个主要结论：a）对于$10^5$ GeV以上的大部分能量范围，风爆炸可以解释化学成分和包括膝特征的光谱，b）、恒星风爆炸所需的最高粒子能量意味着，在基准距离为$10^{14}$ cm，c）高于$10^5$ GeV的化学丰度由重核（例如氖和更高）主导。在膝盖以下的所有粒子谱中观察到的隆起随着能量依赖性化学成分的适当处理而减弱。对于高能量，我们得到河外质子通量的估计。
1993-03-11 astro-ph
Diffusive Shock Acceleration of High Energy Cosmic Rays
带电粒子在冲击等离子体中的扩散加速过程在天体物理学中被广泛引用，以解释宇宙中普遍存在的非热相对论电子和离子的签名。这种统计学的量子力学机制的一个关键特征是没有动量尺度;天体物理学系统通常只在粒子谱的注入端（低能）和损耗端（高能）施加尺度。在3000 TeV左右的宇宙射线谱（“膝”）中存在结构，这引发了关于宇宙射线至少有两个起源的争论，一个是银河系的起源，它提供了膝盖以上的宇宙射线，甚至更高，也许还有一个河外的起源，它甚至可以解释在1-300 EeV看到的超高能宇宙射线（UHECR）。由于需要假设高磁场以将最短扩散加速时间尺度（离子回旋周期）减小到有意义的值，因此历史上已证明难以对具有熟悉的天体物理学加速地点的UHECR进行解释。然而，活跃的星系和伽马射线暴仍然是强烈的和有趣的候选源UHECR，把理论的重点相对论冲击。本文综述了UHECR生成问题的扩散冲击加速特性。这些包括光谱指数，加速效率和时标，作为冲击速度和平均场方向的函数，以及场湍流的性质。这些特性的解释的上下文中的伽马射线暴模型的生产UHECR也检查。
2004-09-13 astro-ph
The Origin of Cosmic Rays
一般认为，大部分宇宙射线起源于银河系，而那些在“膝盖”以下（能谱迅速变陡）的几个PeV的宇宙射线来自银河系的超新星，这些粒子被超新星遗迹中的冲击加速。在更高的能量下，存在的问题是，传统的SNR -肯定构成了大部分的源-在几十PeV（对于铁核）有一个自然的限制。因此，超过这个极限的粒子的起源问题是一个悬而未决的问题。在这里，我们研究了一些可能性：各种超新星和超新星，超新星，一个巨大的星系晕和河外起源。任何模型的一个相关属性是它可以提供能量谱缺乏显著不规则性的程度。虽然人们认识到光谱测量会受到系统误差和随机误差的影响，但我们认为当代的数据足以使这一领域至少取得一些进展。在寻找PeV能量以上的起源时，我们得出结论，星系晕中的冲击，无论它们的来源（银河风，相对论性等离子体团-“炮弹”，超新星的多重冲击等）。最有可能的是，像B 0656 +14这样的超新星和超新星紧随其后，尽管这样的建议并非没有困难。最重要的是，在光环中捕获粒子是必要的，以减少由超新星爆炸和其他潜在的（离散）银河系源的随机性造成的“膝盖”以下和以上的能谱的不规则性。我们认为，精确的光谱“不规则性”的实验研究将提供相当大的帮助，在寻找宇宙射线的起源。
2005-10-01 astro-ph
The bulk Lorentz factor crisis of TeV blazars : evidence for an inhomogeneous pileup energy distribution ?
越来越多的证据表明，基于自同步康普顿（SSC）模型对TeV BL Lac天体的聚束多普勒因子的估计与基于耀变体和射电星系统一模型的估计存在很大的分歧。当通过漫射红外背景（DIrB）校正河外吸收时，SSC单区模型需要非常高的洛伦兹因子（约50），以避免强烈的伽马-伽马吸收。然而，关于有光束与无光束的物体的统计数据以及光度对比度，倾向于低得多的洛伦兹因子，大约为3。在本文中，我们表明，对于Markarian 501的特殊情况下，需要非常高的洛伦兹因子是不可避免的所有单区模型，其中所有的光子被假定为产生在同一位置在同一时间。模型假设一个双结构，两个不同的光束模式可以部分解决光度对比度的问题，但我们指出，它们是不一致的检测TeV源的数量的统计。解决这个问题的唯一方法是考虑非均匀模型，其中低能量和高能量光子不是在同一个地方产生的，从而允许小得多的洛伦兹因子。这意味着喷流是分层的，但也意味着粒子能量分布接近于单能分布，并且粒子对的产生可能是显著的。讨论了这对相对论性喷流物理和粒子加速机制的影响。
2005-11-21 astro-ph
Spectrum of cosmic rays, produced in supernova remnants
利用超新星遗迹中宇宙线加速的非线性动力学理论计算了宇宙线加速谱。SNR中的磁场被假设为被有效加速的核CR组件显著放大。结果表明，计算的CR光谱同意在一个令人满意的方式与现有的测量能量$10^{17}$ eV。质子的幂律谱扩展到能量$3\times 10^{15}$ eV，随后出现指数截止。它给出了一个自然的解释在银河CR光谱中观察到的膝盖。加速核的最大能量与其电荷数$Z$成正比。因此，银河系CR谱的断裂是由于在整个CR谱中越来越重的物质的贡献，因此在$10^{17}$ eV处，CR谱由铁族核主导。结果表明，该组件加上适当选择的河外CR组件可以给出一致的描述整个银河系CR光谱。
2007-04-13 astro-ph
Underground Muon Counters as a Tool for Composition Analyses
从银河系到河外宇宙射线源的跃迁能量仍然不确定，但它应该与被称为第二膝盖或脚踝的光谱区域有关。皮埃尔·俄歇天文台的基线设计是针对最高能量进行优化的。表面阵列在高于$3 \times 10^{18}$ eV时是完全有效的，并且即使混合模式可以将该范围扩展到低于$10^{18}$ eV，第二膝和宽踝结构的相当大的一部分仍留在其操作范围之外。因此，为了涵盖这些光谱特征并进一步了解过渡区的宇宙射线成分变化，正在实施对基线设计的表面和荧光成分的增强，这将使天文台的全效率范围降低到$\sim 10^{17}$ eV。表面增强包括一个标准的俄歇水切伦科夫探测器的梯度填充区，部署在两个三角形网格的433米和750米的间距。这个区域内的每个地面站都将有一个相关的μ子计数器探测器。另一方面，荧光增强由三个额外的荧光望远镜组成，其仰角（$30^\circ-58^\circ$）比目前运行的望远镜更高。本文的目的有三个方面。我们研究的分割的μ子计数器的效果，并找到一个解析表达式来纠正由于μ子堆积的计数不足。我们还提出了一个详细的方法来重建的μ子横向分布函数的750米的间距阵列。最后，我们研究了一个新的参数，在600米从簇射轴的μ子的数量，通过拟合的μ子数据与上述重建方法获得的质量歧视潜力。
2008-10-13 astro-ph
On the possibility of primary identification of individual cosmic ray showers
银河系和河外宇宙射线成分之间的过渡可能发生在被称为第二膝盖或脚踝的光谱区域。有几种转变的模型，但不可能单独从通量测量中确认甚至排除其中任何一种。因此，作为一次能量的函数的组成的测量将对理解这种现象起着根本性的作用。在这项工作中，我们研究的可能性，在一个事件的基础上，在踝关节区域，围绕$E = 10^{18}$电子伏特的事件的主要识别。我们认为，作为案例研究的皮埃尔俄歇南方天文台，这是正在建设中的马拉格，门多萨省，阿根廷的增强。我们使用非参数技术估计的密度函数，从蒙特卡罗数据，对应于不同的组合的质量敏感参数和类型的原色。这些估计被用来获得质子和铁核的分类概率为考虑的参数的不同组合。我们发现，在考虑所有相关的波动，表面和荧光检测器参数相结合的最大分类概率是90%的顺序。
2009-02-19 astro-ph
Ideal magnetohydrodynamic simulation of magnetic bubble expansion as a model for extragalactic radio lobes
采用非线性理想磁流体动力学（MHD）方法模拟了磁泡等离子体在低密度、弱磁化背景等离子体中的传播和膨胀过程。这些模拟模拟等离子体气泡膨胀实验（PBEX）的几何形状和参数[A. G. Lynn，Y. Zhang，S. C. Hsu，H. Li，W. Liu，M. Gilmore和C. Watts，Bull. Amer. Phys. Soc. { \bf 52}，53（2007）]，其正在研究磁泡膨胀作为河外射电瓣的模型。模拟预测了气泡演化的几个关键特征。首先，气泡膨胀的方向取决于气泡环向与极向磁场的比率，其中较高的比率导致主要在传播方向上的膨胀，而较低的比率导致主要垂直于传播方向的膨胀。第二，磁流体激波和拖尾慢模可压缩磁流体波阵面形成的气泡，因为它传播到背景等离子体的前面。第三，气泡的膨胀和传播发展的不对称性，其传播轴由于重联促进数值电阻率和不均匀的角动量输运主要是由于背景磁场。这些结果将有助于指导PBEX的初步实验和诊断测量。
2008-04-21 astro-ph physics.plasm-ph
Shower Power: Isolating the Prompt Atmospheric Neutrino Flux Using Electron Neutrinos
在高能量下，中微子光谱中常规大气成分的急剧下降应该允许总光谱中出现即使是小的和各向同性的成分，这表明新的物理学，只要它们不像一般预期的那样急剧下降。一个候选者是大气中的瞬发中微子通量，一个在膝盖区域的宇宙射线成分的探测器，以及小$x$ QCD，在对撞机实验的范围之内。第二个是由于遥远而未解决的AGN和GRB造成的弥漫的河外背景，这是对宇宙中最高能量源性质的关键测试。将这些新的物理成分从传统的大气中微子通量中分离出来，以及相互分离，将是非常具有挑战性的。我们表明，带电电流{ \it electron}中微子“簇射”通道应该是特别有效的隔离提示大气中微子通量，它是更普遍的是一个重要的补充，通常认为带电电流{ \it μ on}中微子“轨道”通道。这些结论仍然是正确的，即使是在一个现实的宇宙射线的情况下预测的低瞬发大气中微子通量与沉重的和变化的成分在膝盖（Candia和Roulet，2003 JCAP { \bf 0309}，005）。我们还改进了宇宙线与星际介质碰撞产生的中微子流的相应计算。
2004-11-10 astro-ph hep-ph nucl-th
Gamma-ray bursters as sources of cosmic rays
我们对伽马射线爆发的物理条件所知甚少，这使得它们有利于高能宇宙射线的加速，特别是如果它们处于宇宙学距离的话。我们发现，从观测到的伽马射线暴的统计和通量来看，宇宙学暴可能是观测到的两个区域的宇宙射线的重要来源：1。在极高能量端（E>10^{19} eV），宇宙射线必定来自河外。2.在已经被描述为隆起和/或拐点的光谱特征周围和上方，其发生在10^{15} eV附近，并且开始于约10^{14} eV。银河系内部偶尔发生的爆发--如果爆发发射是各向同性的，大约几十万年才发生一次;如果是光束发射，则更常见--可以将银河系宇宙射线的密度维持在这个范围内的观测水平。这两个能量范围可能对应于两个典型的能量尺度：一个与由于磁化火球前沿与周围介质相互作用而产生的加速度有关;另一个与火球本身的加速度有关（例如冲击加速度）。
1995-06-20 astro-ph hep-ph
The Origin of Cosmic Rays - A 96-Year-Old Puzzle Solved?
越来越多的证据表明，长持续时间的伽马射线暴（GRB）是由核塌缩超新星（SN）爆炸中喷出的普通物质的超相对论喷流产生的。这种喷流是非常有效的宇宙射线（CR）加速器，可以加速周围的粒子，使其达到最高的观测CR能量。喷流的大部分动能用于加速CR，而只有一小部分用于产生GRB及其余辉。在这里，我们使用非常成功的炮弹（CB）模型的伽玛射线暴表明，双极射流从SN爆炸，产生伽玛射线暴，其中大部分是不对地球的光束，可以在所有能量的宇宙射线的主要来源。该模型非常简单地解释了CRs的元素组成及其在所有能量下观察到的光谱。特别是它解释了CR膝关节和踝关节的起源。在CR踝部以上，银河系磁场不再能延迟超高能CR（UHECR）从银河系的自由逃逸，来自星系际介质（IGM）的CR占主导地位，这些CR由来自所有星系的SN喷流注入，并在IGM磁场的作用下各向同性。由于UHECR与微波背景辐射的相互作用，预计会产生Greisen-Zatsepin-Kuzmin（GZK）效应。从星系中扩散出来的CR核，或由相对论SN喷流直接沉积在IGM中的CR核，可能是IGM磁场的起源。IGM中CR电子对宇宙微波背景辐射（MBR）的逆康普顿散射产生了弥漫的河外γ射线背景辐射（GBR）。
2004-08-17 astro-ph hep-ph
